Проксима Кентаури је, после Сунца, најближа звезда Земљи, удаљена 4,25 светлосних година у јужном сазвежђу Кентаур. Овај објекат је открио Роберт Инес 1915. године. То је мала звезда мале масе, сувише слаба да би се видела голим оком, са привидном магнитудом од 11,13. Њено латинско име значи „најближа [звезда] Кентаура”. Проксима Кентаури је члан система Алфа Кентаури, идентификована као компонента Алфа Кентаури C, и налази се 2,18° југозападно од пара Алфа Кентаури AB. Тренутно је удаљена од AB, око којег орбитира са периодом од око 550.000 година.
Проксима Кентаури је црвени патуљак са масом од око 12,5% масе Сунца () и просечном густином око 33 пута већом од Сунчеве. Због близине Проксиме Кентаури Земљи, њен угаони пречник се може директно измерити. Њен стварни пречник је око једне седмине (14%) пречника Сунца. Иако има веома ниску просечну луминозност, Проксима Кентаури је бљесковита звезда која насумично доживљава драматична повећања сјаја због магнетне активности. магнетно поље звезде ствара се конвекцијом кроз цело звездано тело, а резултујућа активност бљескова генерише укупну емисију X-зрака сличну оној коју производи Сунце. Унутрашње мешање горива конвекцијом кроз језгро и релативно ниска стопа производње енергије Проксиме Кентаури значе да ће она бити звезда главног низа још четири билиона година.
Проксима Кентаури има две познате егзопланете и једну кандидатску егзопланету: Проксима Кентаури b, Проксима Кентаури d и спорну Проксима Кентаури c.Имена екстрасоларних планета се одређују према конвенцијама за именовање Међународне астрономске уније по абецедном реду према датумима открића, при чему је 'Проксима Кентаури а' сама звезда. Проксима Кентаури b орбитира око звезде на удаљености од отприлике са орбиталним периодом од приближно 11,2 земаљских дана. Њена процењена маса је најмање 1,06 пута већа од Земљине. Проксима b орбитира унутар настањиве зоне Проксиме Кентаури — опсега где су температуре погодне за постојање течне воде на њеној површини — али, пошто је Проксима Кентаури црвени патуљак и бљесковита звезда, настањивост планете је веома неизвесна. Под-Земља, Проксима Кентаури d, удаљена отприлике , орбитира око ње сваких 5,1 дана. Кандидат за под-Нептун, Проксима Кентаури c, удаљен отприлике од Проксиме Кентаури, орбитира око ње сваких .
Опште карактеристике мини|Релативне величине и боје компоненти Алфа Кентаури А, B и C (Проксима) и других локалних звезда, укључујући Сунце и Јупитер ради поређења (уметнички приказ) мини|лево|Приказане су три криве сјаја у визуелном опсегу за Проксиму Кентаури, које илуструју варијабилност Проксиме. Графикон А приказује супербљесак који је драматично повећао сјај звезде на неколико минута. Графикон B приказује релативну промену сјаја током ротационог периода звезде од 83 дана. Графикон C приказује варијацију током периода од 6,8 година, што може бити дужина периода магнетне активности звезде. Адаптирано из Howard et al. (2018) и Mascareño et al. (2016) Проксима Кентаури је црвени патуљак, јер припада главном низу на Херцшпрунг—Раселовом дијаграму и има спектралну класу М5.5. Класа М5.5 значи да се налази на ниско-масном крају М-типа патуљастих звезда, са нијансом помереном ка црвено-жутој боји због ефективне температуре од . Њена апсолутна магнитуда, или визуелна магнитуда посматрана са удаљености од , износи 15.5. Укупна луминозност на свим таласним дужинама је само 0,16% Сунчеве, иако када се посматра у таласним дужинама видљиве светлости на које је око најосетљивије, она је само 0,0056% сјајна као Сунце. Више од 85% њене зрачене енергије је у инфрацрвеним таласним дужинама.
Године 2002, оптичка интерферометрија са Веома великим телескопом (VLTI) показала је да је угаони пречник Проксиме Кентаури . Пошто је њена удаљеност позната, стварни пречник Проксиме Кентаури може се израчунати и износи око 1/7 Сунчевог пречника, или 1,5 пута више од пречника Јупитера. Маса звезде, процењена на основу теорије звезда, износи , или 129 Јупитерових маса (). Маса је израчуната директно, мада са мањом прецизношћу, из посматрања догађаја микросочива и износи .
Звезде главног низа мање масе имају већу средњу густину од оних веће масе, а Проксима Кентаури није изузетак: има средњу густину од , у поређењу са средњом густином Сунца од .Густина (ρ) је маса подељена са запремином. У односу на Сунце, густина је = = = 4.71 kg/m3, где је просечна соларна густина. Погледајте: Измерена површинска гравитација Проксиме Кентаури, дата као логаритам за основу 10 убрзања у CGS јединицама, износи 5,20. Ово је 162 пута већа површинска гравитација на Земљи.Стандардна површинска гравитација на Земљи је , за вредност "log g" од 2,992. Разлика у логаритмима је 5,20 − 2,99 = 2,21, што даје мултипликатор од 102,21 = 162. За Земљину гравитацију, погледајте:
Студија из 1998. године о фотометријским варијацијама показала је да Проксима Кентаури заврши пуну ротацију једном на сваких 83,5 дана. Накнадна анализа временских серија хромосферских индикатора 2002. године указала је на дужи ротациони период од дана. Каснија посматрања магнетног поља звезде открила су да се звезда ротира са периодом од дана, што је у складу са мерењем од дана из посматрања радијалне брзине; најновија процена од 2025. године је дана. Сматра се да се ротира под инклинацијом од у односу на линију вида.
Структура и фузија Због своје мале масе, унутрашњост звезде је потпуно конвективна, што доводи до преноса енергије ка спољашњости физичким кретањем плазме уместо путем радијативних процеса. Ова конвекција значи да се хелијумски пепео који остаје од термонуклеарне фузије водоника не акумулира у језгру већ се циркулише кроз целу звезду. За разлику од Сунца, које ће потрошити само око 10% укупних залиха водоника пре него што напусти главни низ, Проксима Кентаури ће потрошити скоро све своје гориво пре него што се фузија водоника заврши.
Конвекција је повезана са стварањем и постојаношћу магнетног поља. Магнетна енергија из овог поља ослобађа се на површини кроз звездане бљескове који накратко (и до десет секунди) повећавају укупну луминозност звезде. Дана 6. маја 2019. године, догађај бљеска који се граничио са соларном класом M и X бљескова, накратко је постао најсјајнији икада детектован, са емисијом у далекој ултраљубичастој светлости од . Ови бљескови могу нарасти до величине саме звезде и достићи температуре измерене и до 27 милиона K—довољно вруће да зраче X-зраке. Мирна X-зрачна луминозност Проксиме Кентаури, приближно (4–16) erg/s ((4–16) W), отприлике је једнака оној много већег Сунца. Врхунска X-зрачна луминозност највећих бљесака може достићи erg/s ( W).
Хромосфера Проксиме Кентаури је активна, а њен спектар показује јаку емисиону линију једноструко јонизованог магнезијума на таласној дужини од 280 nm. Око 88% површине Проксиме Кентаури може бити активно, што је проценат много већи од оног код Сунца чак и на врхунцу соларног циклуса. Чак и током мирних периода са мало или без бљескова, ова активност повећава температуру короне Проксиме Кентаури на 3,5 милиона K, у поређењу са 2 милиона K Сунчеве короне, док је њена укупна емисија X-зрака упоредива са Сунчевом. Укупан ниво активности Проксиме Кентаури сматра се ниским у поређењу са другим црвеним патуљцима, што је у складу са процењеном старошћу звезде од 4,85 година, јер се очекује да ниво активности црвеног патуљка постепено опада током милијарди година како се његова стопа ротације смањује. Чини се да ниво активности варира са периодом од отприлике 442 дана, што је краће од Сунчевог соларног циклуса од 11 година.
Проксима Кентаури има релативно слаб звездани ветар, не више од 20% стопе губитка масе соларног ветра. Пошто је звезда много мања од Сунца, губитак масе по јединици површине са Проксиме Кентаури може бити осам пута већи него са површине Сунца.
Животне фазе лево|мини|усправно=1.4|Алфа Кентаури А и B су светла привидна звезда лево, које су у троструком звезданом систему са Проксимом Кентаури, заокруженом црвеном бојом. Светли звездани систем десно је неповезана Бета Кентаури. Црвени патуљак масе Проксиме Кентаури остаће на главном низу око четири билиона година. Како се удео хелијума повећава због фузије водоника, звезда ће постати мања и топлија, постепено се претварајући у „плавог патуљка”. При крају овог периода постаће значајно сјајнија, достижући 2,5% Сунчеве луминозности () и загревајући било која тела у орбити током периода од неколико милијарди година. Када се водонично гориво исцрпи, Проксима Кентаури ће еволуирати у хелијумског белог патуљка (без проласка кроз фазу црвеног џина) и постепено губити преосталу топлотну енергију.
Систем Алфа Кентаури можда је настао динамичким хватањем звезде мале масе од стране масивнијег бинарног система од унутар њиховог уграђеног звезданог јата пре него што се јато распршило. Међутим, потребна су прецизнија мерења радијалне брзине да би се потврдила ова хипотеза. Ако је Проксима Кентаури била везана за систем Алфа Кентаури током свог формирања, звезде вероватно деле исти елементарни састав. Гравитациони утицај Проксиме могао је пореметити протопланетарне дискове Алфа Кентаури. Ово би повећало испоруку испарљивих материја попут воде у суве унутрашње регионе, чиме би се можда обогатиле било које терестричке планете у систему овим материјалом.
мини|усправно=1.2|Орбитални приказ Проксиме Кентаури око светле привидне звезде Алфа Кентаури AB, са означеном променом положаја (у хиљадама година). Алтернативно, Проксима Кентаури је можда касније ухваћена током сусрета, што је резултирало веома ексцентричном орбитом која је затим стабилизована галактичком плимом и додатним звезданим сусретима. Такав сценарио би могао значити да су планетарни пратиоци Проксиме Кентаури имали много мању шансу за орбиталне поремећаје од стране Алфа Кентаури. Како чланови пара Алфа Кентаури настављају да еволуирају и губе масу, предвиђа се да ће се Проксима Кентаури ослободити из система за око 3,5 милијарди година од данас. Након тога, звезда ће се постепено удаљавати од пара.
Кретање и локација мини|усправно=1.2| Проксима Кентаури (неозначена) поред Алфа Кентаури на радарској мапи свих познатих звезданих и субзвезданих објеката унутар 9 светлосних година (сг), поређаних у смеру казаљке на сату по сатима ректасцензије, и означених по удаљености (▬) и положају (◆)
На основу паралаксе од , објављене 2020. године у Gaia Data Release 3, Проксима Кентаури је удаљена од Сунца. Претходно објављене паралаксе укључују: 2018. године од стране Gaia DR2, 2014. године од стране Research Consortium On Nearby Stars; , у оригиналном Хипаркос каталогу, 1997. године; у новој редукцији Хипаркоса, 2007. године; и користећи Хаблове сензоре за фино навођење, 1999. године. Са Земљине тачке гледишта, Проксима Кентаури је одвојена од Алфа Кентаури за 2,18 степени, или четири пута угаони пречник пуног Месеца. Проксима Кентаури има релативно велико сопствено кретање—креће се 3,85 лучних секунди годишње по небу. Има радијалну брзину према Сунцу од 22,2 km/s. Separation: 3.1, left column of page 3; Orbital period and epoch of periastron: Table 3, right column of page 3. Са Проксиме Кентаури, Сунце би изгледало као светла звезда магнитуде 0,4 у сазвежђу Касиопеја, слично Ахернару или Проциону са Земље.Координате Сунца би биле дијаметрално супротне Проксими Кентаури, на α=, δ=. Апсолутна магнитуда Mv Сунца је 4,83, па је при паралакси π од 0,77199 привидна магнитуда m дата као 4,83 − 5(log10(0,77199) + 1) = 0,40. Погледајте: